Neutrino Flavor Conversion Shapes the Rate of Failed Core-collapse Supernovae

Enunciado del Problema
Las tasas relativas de formación de estrellas de neutrones (EN) y agujeros negros (AN) a partir del colapso de estrellas masivas permanecen altamente inciertas. Aunque históricamente se asumió que los agujeros negros se forman únicamente a partir de progenitores que superan las $40 M_\odot$, simulaciones esféricamente simétricas recientes sugieren una relación no monótona entre la masa del progenitor y la capacidad de explosión de las supernovas de colapso de núcleo (CCSN), con fallos ocurriendo tan bajos como $13 M_\odot$. Esta incertidumbre impacta las predicciones de las distribuciones de masa de los remanentes compactos, la nucleosíntesis y la retroalimentación estelar. Además, existen tensiones observacionales: el "problema de la supergigante roja" (una falta de progenitores identificados en el rango de $16\text{--}30 M_\odot$ para supernovas Tipo IIP) y el "problema de la tasa de supernovas" (las tasas observadas de CCSN caen por debajo de las inferidas a partir de las tasas de formación estelar cósmica). Además, la distribución observada de masas de estrellas de neutrones alcanza su pico en $1.2\text{--}1.4 M_\odot$, con una escasez de agujeros negros por debajo de $5 M_\odot$, lo que desafía los modelos teóricos actuales.

Una brecha crítica en la modelización existente de CCSN es el tratamiento de la conversión de sabor de neutrinos (FC). Aunque los neutrinos impulsan el mecanismo de explosión al depositar energía detrás de la onda de choque estancada, las simulaciones hidrodinámicas multidimensionales estándar a menudo ignoran la FC, asumiendo que sus efectos detrás de la onda de choque son despreciables. Sin embargo, conocimientos recientes sobre las auto-interacciones de neutrinos sugieren que la FC puede ocurrir cerca de la protoestrella de neutrones (PNS), alterando potencialmente la eficiencia de deposición de energía.

Metodología
Los autores realizan simulaciones hidrodinámicas 1D+ de colapso estelar para 195 progenitores con masas de secuencia principal de edad cero (ZAMS) que van desde $9 M_\odot$ hasta $120 M_\odot$ (metalicidad solar), basándose en el conjunto de progenitores de la Ref. [12]. Las simulaciones utilizan el código de código abierto y esféricamente simétrico GR1D, que acopla la hidrodinámica relativista general con el transporte de neutrinos dependiente de la energía.

• Configuración Física: El código emplea una malla radial que resuelve los 20 km más internos, utiliza la ecuación de estado SFHo e incorpora el modelo de Turbulencia en Supernovas en Reducción de Dimensionalidad (STIR) para aproximar los efectos de la turbulencia multidimensional. El transporte de neutrinos se maneja mediante un formalismo de momentos dependiente de la energía (cierre M1) para tres especies ($\nu_e, \bar{\nu}_e, \nu_x$) a través de 18 bins de energía.
• Tratamiento de la Conversión de Sabor: El estudio emplea un enfoque esquemático y paramétrico para la FC (basado en las Refs. [54, 65]). En lugar de resolver dinámicamente las ecuaciones cinéticas cuánticas, el modelo impone una equipartición instantánea de sabores poco después del rebote ($t=0.02$ s) en regiones donde la densidad de materia cae por debajo de un umbral crítico $\rho_c$. Este esquema conserva el número de leptones electrónicos y el número/momento de (anti)neutrinos para cada bin de energía mientras redistribuye los espectros de sabor.
• Escenarios: Los autores simulan cinco escenarios: uno sin FC ("No FC") y cuatro con FC activada por debajo de densidades bariónicas críticas $\rho_c = 10^9, 10^{10}, 10^{11},$ y $10^{13} \text{ g/cm}^3$.
• Criterios: Una explosión exitosa se define cuando el radio de la onda de choque supera los 1000 km; de lo contrario, el evento se clasifica como una supernova fallida (conduciendo a la formación de un agujero negro). La capacidad de explosión se analiza utilizando el parámetro de compacidad del progenitor $\xi_{2.5}$.

Resultados Clave

1. Aumento de la Tasa de Fallos: La inclusión de la FC aumenta sistemáticamente la fracción de explosiones fallidas. Sin FC, el 25.6% de los modelos no logran explotar (27.0% cuando se pondera por la Función de Masa Inicial de Salpeter). Cuando se incluye la FC, esta fracción aumenta significativamente, alcanzando el 88.3% para $\rho_c = 10^{13} \text{ g/cm}^3$ (88.3% ponderado por FMI).
2. Sensibilidad al Rango de Masas: El efecto es más pronunciado en el rango de masas de $16\text{--}30 M_\odot$. En esta región, muchos progenitores que explotarían exitosamente sin FC se convierten en fallos cuando se tiene en cuenta la FC.
3. Dependencia de la Densidad Crítica: La fracción de explosiones fallidas aumenta a medida que aumenta la densidad crítica $\rho_c$ (es decir, a medida que la FC se activa más profundamente dentro de la PNS). Esto refleja una redistribución más eficiente de energía desde los neutrinos de sabor electrónico hacia los neutrinos de leptones pesados, reduciendo la eficiencia del calentamiento por corriente cargada detrás de la onda de choque.
4. Masas de Remanentes Compactos:
   • Explosiones Exitosas: La FC conduce a un renacimiento de la onda de choque más temprano y energético, resultando en una acreción de materia menos eficiente sobre la PNS. En consecuencia, las estrellas de neutrones resultantes tienen masas bariónicas sistemáticamente más bajas ($1.2\text{--}1.9 M_\odot$), poniendo la distribución de masa teórica en mejor acuerdo con el pico observado en $1.2\text{--}1.4 M_\odot$.
   • Explosiones Fallidas: En casos donde el renacimiento de la onda de choque se suprime, la acreción continúa por más tiempo, lo que lleva a remanentes ligeramente más masivos en comparación con el caso sin FC, aunque el cambio es menos prominente que en las explosiones exitosas.

Significado y Afirmaciones
El artículo afirma que la conversión de sabor de neutrinos es un ingrediente fundamental en la predicción de las poblaciones de estrellas de neutrones y agujeros negros. Al remodelar el panorama de la capacidad de explosión, particularmente en el rango de $16\text{--}30 M_\odot$, la FC ofrece un mecanismo natural para:

• Aliviar el problema de la supergigante roja explicando la ausencia de explosiones visibles de progenitores en este rango de masas (mediante explosiones fallidas).
• Abordar el problema de la tasa de supernovas aumentando la fracción teórica de explosiones fallidas, reduciendo así la tasa observada de CCSN predicha para que coincida con las observaciones.
• Conciliar las expectativas teóricas con la cola de baja masa de la distribución observada de masas de estrellas de neutrones produciendo remanentes más ligeros en explosiones exitosas.

Los autores enfatizan que, aunque estos hallazgos son robustos en relación con su población de progenitores de referencia, la fracción cuantitativa de colapsos fallidos es sensible a los detalles de la simulación y al tratamiento esquemático de la FC. Concluyen que son necesarios modelos dinámicos y multidimensionales de subrejilla de FC para predicciones precisas, pero la evidencia actual sugiere que la FC no puede ser ignorada en la modelización de las tasas de nacimiento y las distribuciones de masa de los remanentes compactos.